CTA 大口径望遠鏡焦点面検出器の構造設計
甲南大学 自然科学研究科 物理学専攻
掃部寛隆
2016 年2 月 17 日

宇宙粒子研究室目次
第１章 Introduction
1.初めに ・・・4
1.1 宇宙線について ・・・4
1.2 宇宙線の発見 ・・・4
1.3 宇宙線の成分 ・・・５
2.現代に残る謎 ・・・６
1.2 超高エネルギー宇宙線源 ・・・6
1.2 宇宙線の加速機構 ...8
3.空気シャワー ・・・８
1.3.1 空気シャワー発光メカニズム・・・９
3.1.1.1 制動輻射・・・９
3.1.1.2 シンクロトロン放射 ・・・１０
3.1.1.3 大気蛍光 ・・・１１
3.1.1.4 チェレンコフ光・・・１２

第２章 CTA 計画 ・・・１３
2.1 宇宙ガンマ線の観測方法...132.1.1 イメージング法...142.1.2 ステレオ観測...15
2.2 現在の宇宙線観測事情...16
2.3 CTA 計画概要...192.3.1 CTA が目指すもの...20
2.3.2 望遠鏡の配置。...21
第３章 LST 焦点面検出器.....22
3.1 LST の性能・・・・・22
3.2.CTA LST 焦点面検出器の構造・・・２３
3.3 LST 焦点面検出器の部位・・・24
3.3.1 カメラ box・・・・・24
3.3.2 冷却システム・・・・２６
3.3.3 ＰＭＴモジュール・・・・２６
3.3.4 光電子増倍管(photomultiplier tube、PMT)・・・・27
3.3.4.1 量子効率・・・・２８

3.3.4.2 F/ファクター

28

3.3.4.3 アフターパルス・・・・29
3.3.5 プリアンプ(ＰＡＣＴＡ)
3.3.5 ＰＭＴユニット

30

31

3.3.6 Light Guide(LG)32

3.3.7 Slow Control Board 33
3.3.8 Back Plane

34

第 4 章 LST 焦点面検出器の構造設計

35

4.1 大口径望遠鏡焦点面検出装置の要求精度 35
4.2 SCB 側 AL プレートの設計 35
4.3 PMT module の位置決め
4.4 Light Guide Plate(LGP)
4.4.1 射出成形

39

40

4.4.2 LGP 初期案

40

4.4.3 LGP 強化案
4.4.４

37

41

シミュレーション条件

43

4.4.5 目標とされる変位 43
4.4.6 シミュレーション結果
4.4.7 強化案その２

45

464.4.8 シュミレーション結果２

48

4.4.9 LGP シミュレーションの成果 49
4.5 PMT Module の長さの設計 50
4.5.1 PMT モジュールの各部位 50
4.5.2 コネクタ

53

4.6 試作と完成品 55
4.7 接続試験 57
4.8 振動試験 58
4.9 ミニカメラの製作 59
4.10 今後の展望

60

謝辞 60
参考文献 引用画像 60

第１章

Introduction

1.初めに
人間は有史以来宇宙に興味を抱き続けてきた。宇宙には神が住んでいると考えられていた時代も長く、星の並びに神秘的な伝説を思い浮かべもしていた。
人間が宇宙に進出し、太陽系や銀河の事が少しずつ分かってきた現代であっても、宇宙はその神秘性を失ってはおらず、むしろ謎を深めているといっても過言ではない。神秘に満ちた宇宙をより深く理解するため我々は宇宙線観測を行っている。
1.1 宇宙線について
宇宙線とは一言で言い表すと「宇宙空間を行きかう高エネルギーの放射線」の事である。
宇宙は高エネルギーの宇宙線で満ちている。現在人間の作り出せる最高のエネルギーは2008 年 9 月に稼動を開始した世界最大の加速器である大型ハドロン衝突型加速器(Large
Hadron Collider、略称 LHC)で最大重心系衝突エネルギーは約 14TeV。実験室系に変換す
ると 1017 eV ほどとなっている。しかし、宇宙線の最大エネルギーは実験室系で約 1020 eV
であり人類の作り出せるエネルギーと比べて非常に大きなエネルギーを持っている。
また弱い宇宙線は常に宇宙から降り注いでおり、人間は常に宇宙線により被曝しているともいえる。
1.2 宇宙線の発見
宇宙線の発見の歴史は 1909 年までさかのぼる事ができる。当時大気の電離現象が知られており、その原因は地球内部からの放射線、土壌に含まれる放射性元素が原因であると考えられていた。1909 年フランスのテオドール・ウルフ（Father Theodor Wulf）はエッフェ
ル塔の頂上(地上３００ｍ)で電離箱の電離率を調べた。地球内部からの放射が原因である
ならば、放射線は大気に吸収され上空に行くほど電離率は低くなるはずである。しかし、結果は土壌から放射された放射線が空気に吸収されると予想した場合の電離の 6 倍の電離が確認された。これにより大気の放射線吸収量が予想されているよりはるかに小さいか、上空にも放射線源が存在する事が示唆された。続く 1912 年、オーストリアの科学者ヴィク
トール・フランツ・ヘス(V.F. Hess)は気球実験で 1070m までの電離分布を測定、放射線強度は地上と変わらないことを導き出した、続く 1921 年ヘスらは気球に電離箱と共に気球に乗り高度 5350m までの気体の電離度を測定、800m 付近から電離率は増加し始め、高度約5000m 付近では電離率は地上の約９倍になる事が明らかになった。結果地球外から放射線が飛来している事が示唆された。この功績によりヘスは 1936 年、ノーベル物理学賞を受賞した。ドイツでは飛来してくる放射線を「高所放射線」「ヘス放射線」「超放射線」などの名将で呼ばれたが、英米では「宇宙線」と呼ばれ現在に定着している。

図１：気球にのるヘス

1.3 宇宙線の成分
地球には宇宙から数々の放射線が降り注いでいる。おもな主成分は陽子であり、X 線、ガンマ線などの電磁波の他、電子、ニュートリノなども宇宙線に含まれている。
飛翔してくる放射線の正体はほとんどが陽子(水素原子核)であり、実に宇宙線の９０％を占めている。残りの９％がアルファ粒子(ヘリウム原子核)であり、残りの少量にリチウ
ム、ベリリウム、ホウ素、鉄などの原子核や X 線、ガンマ線などの電波が含まれている。

2.現代に残る謎。

宇宙線にはまだまだ解明が待たれている謎が多く残っている。
まずひとつは発生源どこかという問題である。
また宇宙線は非常に高いエネルギーを持っており、その加速源も謎に包まれている。
2.1 超高エネルギー宇宙線源
現在人間の作り出せる最高エネルギーは上記で述べたとおり重心系衝突エネルギーで約14TeV。実験室系に変換すると 1017 eV であり、これらと比較すると観測された宇宙線の最大エネルギーは 1020 eV とかなり高いものになっている。しかしその起源、加速機構はいくつかの候補があるが、未だに解明されていない。
宇宙線の発生源の候補は超新星爆発(ガンマ線バーストなど)、超新星残骸、パルサー、周辺のガスを吸い込んでいるブラックホール(ブラックホール連星など)活動銀河核のような候補(図 2.)はいくつかあるものの、明確な答えはまだ出ていない。

パルサー星雲

超新星残骸

活動銀河核

ブラックホール連星(想像図)

γ線バースト(想像図)
図 1.2 宇宙線源候補群

また荷電粒子である宇宙粒子は銀河系の磁場からローレンツ力を受ける事により直進できず、銀河系内にとらわれる。しかしエネルギーが大きくなると閉じ込め切れえずに銀河系外に漏れ出す。

この銀河系外から到来する宇宙線は高いエネルギーを持っていると考えられている。
到来する宇宙線のエネルギースペクトルはボルツマン分布に従いエネルギーの低いものほど頻繁に到来している。(図１)低いエネルギーの宇宙線ならばこうしている間にも常に私達の体を通り抜けているほどである。しかし高エネルギーの領域に行くと地球に到来する頻度は低くなってくる。

図 1.3: 宇宙線エネルギースペクトルと到来頻度(フラックス)

図 1.3 のエネルギースペクトル分布には２点の折れ曲がっている点がありそれぞれ人間の下半身に例え、それぞれ Knee(「膝」の意味

1015.5 eV 付近)、Ankle(「くるぶし」の意味 1018.5

eV 付近)と呼ばれる。Knee 以下のエネルギー領域の宇宙線は銀河系内の超新星や衝撃波の加速が起源であるという見方が有力視されている。

2.2 宇宙線の加速機構

高エネルギー粒子の有力な加速候補としてエンリコ・フェルミ(Enrico Fermi、1901–1954)

によって提唱された Fermi 加速があげられる。
ただし、現在この Fermi 加速のみでは宇宙線のエネルギーの説明では不十分であり他の加速理論も提唱されている。
運動量ｐ０の粒子が存在していたとする。この粒子がβｆ(光速の単位)の速さを持つ電子雲の前面部の壁に衝突すると
ｐ１＝ｐ０(１＋βｆ)２になる。次にβｂの速度を持つ電子雲の壁に衝突すると
ｐ２＝ｐ１(１＋βｂ)２≒ｐ０（１＋２βｆ）（１＋２βｂ）となり徐々にエネルギーを増していく。これがフェルミ加速の原理となっている。

図 1.4

フェルミ加速イメージ

3.空気シャワー
宇宙から入射する高エネルギーの宇宙線は地球大気で反応を起こす。
地球大気の原子核に衝突し二次粒子を発生させる。その際発生させた二次粒子も非常に高いエネルギーを持っているため他の原子核と相互作用を起こし、鼠算式に粒子を生み出していく現象が発生する。この現象が空気シャワーである。発生した二次粒子は寿命が短いものはすぐに崩壊してしまうが、寿命が長く安定しているものは地上でも観測することができる。また入射したものが粒子かガンマ線などの電波かの種類の違いにより起こる反応も異なる。

図 1.5

空気シャワーイメージ

図 1.5 の空気シャワーイメージは左側がγ線が大気に入射した時の空気シャワーイメージであり、右側は陽子が入射した時の空気シャワーのイメージとなっている。
3.1 空気シャワー発光メカニズム
3.1.1 制動輻射
荷電粒子は加速度を受けると進行方向に光を発生させる現象が知られている。
大気中に入射した荷電粒子が大気粒子により形成する電場によって減速、曲げられるなど加速がかかった際、進行方向に光を発するという現象。連続スペクトルを持つのが特徴である。
媒質中を進行の荷電粒子が原子核の電場よりクーロン力を受け、進行方向がかわった際に光を発光させる。この放射確率は荷電粒子の加速度の二乗に比例する。そのため主に質量の軽い電子やミューオンなどの荷電粒子に対して特に重要になる。放射光子のエネルギーは入射電子と原子核の衝突パラメータに依存するが、衝突パラメータが電子の軌道半径より大きいと原子核のクーロン力が軌道電子により打ち消される遮蔽効果が働く。
原子核の原子番号 Z、原子の質量 A,１cm3 あたりの原子の個数 N、電子質量ｍe、古典電子の半径ｒ0、微細構造定数αを用いて、エネルギーEe の入射電子の制動放射面積σbrems はσbrems ＝𝟐𝐄

αZ２ｒ02（4log𝐦 𝐂𝟐𝟐 -1.3）(遮蔽が無視できる場合)
𝐞𝟏𝟖𝟑

σbrems＝αZｒ０２（4log 𝟑 − 𝟎. 𝟖𝟖）(遮蔽が完璧な場合)√𝐙で表され、制動放射による放射長 X0 は𝐀

𝟏

X0=𝐍 𝛂𝐙𝟐 𝐫 𝟐

𝟏

𝟏
𝟎 𝐥𝐨𝐠⁡( 𝟑 )𝛂 √𝐙で与えられる。

図 1.6

制動輻射イメージ

3.1.2 シンクロトロン放射
シンクロトロン放射は制動輻射の一種として扱われる。
制動輻射では原子核の電場が荷電粒子に加速度を与えていたが、シンクロトロン放射では磁場によって加速度を与えられ螺旋運動をする際に放出される現象である。
シンクロトロンの特性としては輝度が高い。指向性が大きい。偏光している。ことがあげられる。シンクロトロン放射は荷電粒子の進行方向周りに狭い角度で放射され、速度が高速になるにつれ狭くなっていく。

単一電子からの単位時間当たりのシンクロトロン放射強度 W は、電子ローレンツ因子γ、ｖ

磁束密度 B、電子の速度ｖ、トムソン散乱断面積σT、を用いて、β＝ と電子の速度と高速ｃとの比を定義し
ｄ𝐖 𝟒

𝐁２

ｄｔ

８𝛑

=𝟑σTｃ

γ ２β ２と表すことができる。

図 1.7 シンクロトロン放射3.1.3 大気蛍光
宇宙線の荷電粒子によって大気分子が励起し、元バンドに戻る際発光現象を行うもの。
空気シャワーの向きに関係なく放射される。

図 1.8

大気蛍光

3.1.4 チェレンコフ光
真空中を亜光速で飛行する素粒子が屈折率ｎの媒質に入射する際、素粒子が媒質中の光速(c/n)を超えると進行方向にチェレンコフ光と呼ばれる光を発生させる。
真空中での光速はどんな場合でもどのような観測者が見ても一定の速度 C で伝播する事は広く知られている。しかし媒質に入射した光は C より遅くなる。屈折率ｎの媒体に入射した光の速さは C/n の速さとなる。例を挙げると水に入射した光は 0.75C の速さしか持つことが出来ない。しかし粒子は粒子加速器などによりこの速度を超える事が可能となっている。
チェレンコフ光はイメージとしては衝撃波(ソニックブーム)を想像すると良いかもしれない。音速を超える物体から放たれた音波は音波の元となる物質から離れる事ができない
ため、運動している物体周りに衝撃波面が形成される。
媒質中を光速で動く粒子にも同じ事が言え、亜光速で飛行中の粒子の周りに電磁波の衝撃波面が形成される。

図、1.9

チェレンコフ光の放射イメージ

ソニックブームとよく似ている。
図 1.9 では赤矢印の方向に粒子が屈折率ｎの媒質中を Vｐ(Vp＞＞c/n)で運動しているとする。粒子が媒質に入射すると速さ Vem=c/n となるチェレンコフ光(図では青い矢印)が放出される。三角形の左の頂点は t=0 の時点での粒子の位置を表しており、ある時間における粒子の位置はｖ

Xp=Vpt=βct

(β＝ )
ｃ

と表すことができる。
時間 t でのチェレンコフ光の到来位置はというと𝐜

Xem=Vemt=𝐧tと表記できる。
ゆえにチェレンコフ光として放射するチェレンコフ光の放射角度をθ、大気中を進む粒子の速度をｖと定義した場合θは以下の式で決まる。
１cosθ =ｎ𝛃

放射されるチェレンコフ光の強度は波長の二乗に反比例する分布を持つ。しかしオゾン層やレイリー散乱により短波長側の光子は吸収される。地表に到達できるチェレンコフ光のスペクトル分
布は違うものとなり、地上に届く波長のピークは300nm～500nm領域となる。

第２章

CTA 計画2.1 宇宙ガンマ線の観測方法
ガンマ線を観測する方法としてはどのような方法があげられるのだろうか。
ガンマ線は大気に吸収されやすく、通常の光のように地上で観測する事は出来ない。その為大気に吸収される前のガンマ線を観測するために人工衛星を打ち上げ高度４０ｋｍ以上から観測する方法が挙げられる。しかし人工衛星では設置できる観測装置の大型化に制限と限界があり、100keV～100GeV より高いエネルギーでは観測が難しくなる。しかし一方でガンマ線はエネルギーが高くなるにつれ大気との相互作用でチェレンコフ光を発するよになる。このチェレンコフ光を地上で検出する大型観測装置を使用すれば地上からでもガンマ線を観測する事が可能となる。地上チェレンコフ望遠鏡はフェルミ衛星などと比べて高エネルギー帯のガンマ線を観測する装置として運用されている。また単機ではガンマ線の到来方向は特定できず、複数台設置する必要がある。

図 2.1

測定方法一覧

2.1.1 イメージング法
また地上チェレンコフ望遠鏡でγ線に由来するチェレンコフ光とそれ以外の光を区別する方法があり、それら識別する方法をイメージング法と呼ぶ。
ガンマ線チェレンコフ光を観測する場合、バックグラウンドとなるハドロンシャワーとの区別をつける必要がある。これらを区別する為にはシャワーの粒子の相互作用に伴う広がりの違いを利用する。この違いを利用して信号を識別する手法はイメージング法と呼ばれている。

図 2.2 イメージング法の例

図 2.2 では望遠鏡に現れた信号を表している、
左からミューオン、ハドロン、γ線となっており、入射する宇宙線の種類によって信号の形が違っている。
2.1.2 ステレオ観測
地上チェレンコフ望遠鏡単機ではγ線の到来方向は特定できない。到来方向を特定するためには複数台設置する必要がある。

望遠鏡にチェレンコフ光が入射すると楕円のシグナルが現れるのはイメージング法で述べたが、チェレンコフ光、しいてはγ線はこの楕円の長軸側を伸ばした方向からやってくる。
このような識別方法であるため、望遠鏡一台ではチェレンコフ光がどの方角からやってくるかの特定はできない。一つのチェレンコフ光に対して複数の望遠鏡で観測を行い、イメージの重ねあわせによって到来方向を特定する方法がとられている。これをステレオ観測と呼ぶ。

図 2.3

ステレオ観測によりγ線の到来方向が特定できる。

この様に各シグナルの長軸を伸ばした交点からチェレンコフ光、しいてはガンマ線が到来
してくる事がわかる。この楕円のパラメータはそれぞれ「length、width、distance、alpha」と呼ばれる部位で構成されている。これらはそれぞれの長軸方向の長さ、短軸方向の長さ、楕円の中心点と視野中心との距離、楕円の長軸と視野中心方向のなす角に対応している。

図 2.4

望遠鏡に現れるイメージの名称

図 2.5

望遠鏡に現れるγ線のイメージ

2.2 現在の宇宙線観測事情
現在 0.1～30GeV 程度のγ線は人工衛星を用いての観測が行われている。1991 年に打ち上げられたコンプトンガンマ線観測衛星(Compton Gamma Ray Observatory CGRO)では全天で数百程度もの天体を観測した。しかし姿勢制御用のジャイロスコープの一基が故障、制御不能脳まま地上に落下し被害が出る事が懸念された。この為 2000 年６月４日に発令された指令により地球に落下させて消滅した。次世代のフェルミガンマ線宇宙線望遠鏡は2008 年６月１１日、NASA によって打ち上げられ、８月から運用が開始された。当初予定されていた 2013 年 8 月 11 日に５年間の観測ミッションを終了した。
この期間の内に 1200以上のガンバ線バースト、500 回以上の太陽フレアを観測し、全天 1800 を超える天体を検出する事に成功している。また現在は 2018 年まで観測を続ける延長ミッションに移行している。このフェルミ衛星はガンマ線だけでなく、X 線を含めた高エネルギー宇宙線物
理学を牽引してきた。この劇的な観測の質と量の増大により、これにより既存の観測装置より詳細かつ大統計、新種のガンマ線の発見が続いている。
一方、数１０GeV～TeV の超高エネルギー領域のガンマ線天文学は地上に設置されたチェレ
ンコフ望遠鏡によって観測されている。その歴史は 1989 年、かに星雲からのガンマ線をWhipple 望遠鏡が検出した事から始まる。同グループが宇宙線とガンマ線をイメージ映像の違いから識別する方法が開発された事により、ガンマ線天文学は急速に発展を見せる事になった
現在稼動しているチェレンコフ望遠鏡は南半球に H.E.S.S、北半球に MAGIC、VERITAS などが挙げられる。ステレオ観測技術、高感度光センサー、超光速電子回路などのハイテク技
術に支えられた次世代地上ガンマ線望遠鏡であり約２５年の間に 150 以上の TeV ガンマ線天体を発見している。

図 2.6 観測された TeV 源のスカイマップ

図 2.7 上から MAGIC VERITAS HESS の望遠鏡

図 2.8

:H.E.S.S.望遠鏡による TeV ガンマ線を用いた銀河面(天の川)の天空図

現在、GeV 領域はフェルミ衛星が強力に牽引しており、発展の余地が少ない事に対し、地上
チェレンコフ望遠鏡は今まで蓄積された技術を発展させ、大規模な観測装置軍を配置する
ことにより感度を大幅に向上させる余地がある。(図 2.9 参照)以下の点よりこれまで地上
チェレンコフ望遠鏡の分野をリードしてきた H.E.S.S、MAGIC の２つのグループが中心となっている。国際共同プロジェクトである、大規模なチェレンコフ望遠鏡アレイ CTA 計画(Cerenkv Telescope Array)計画が提案された。

図

2.9 CTA で期待される検出感度

2.3 CTA 計画概要
CTA 計画は大、中、小口径(大口径２３ｍ 中口径 10-12ｍ 小口径 4.3ｍ)(以下 LST、MST、SST と呼ぶ)の３種類の望遠鏡郡を北、南半球合わせて 50～100 台設置することにより、既存のガンマ線観測の精度を向上させようという計画である。
建設場所は北半球ではスペイン領のラパルマ島、南半球では地理のパナラルに決定してい
る。

図

2.10

各望遠鏡の仕様

図 2.11

CTA 計画予定地

大、中、小口径それぞれピークを持つ波長があり、LST は低エネルギー側、SST は高エネル
ギー側に感度ピークを持っている。各望遠鏡の仕様は図 2.12 を参考
2.3.1

CTA が目指すもの

CTA が目指すサイエンスの目的としては
・

宇宙線の起源を探る

・

宇宙の高エネルギー現象の研究

・

暗黒物質対消滅からの γ 線の捜索が挙げられる。 γ線は電波であるため、磁場による影響を受けず直進するため高エネルギーγ
線源の解明に繋がるのではないかと期待されている。

2.3.2 望遠鏡の配置。

図

2.12

CTA 望遠鏡の配置例、大きな円が LST、中間の円が MST、小さな円が SST

図

2.13

各望遠鏡の配置の感度

望遠鏡の配置にも各波長に合わせた配置方法がある。(図 2.12 図 2.13 参照)
宇宙線のフラックスは図１.3 にある通り、高エネルギーのものほど小さくなる傾向がある。
よって高エネルギー領域の宇宙線を観測しようとするのならば、小さい範囲に望遠鏡を密集させずに、広い範囲に望遠鏡を分散配置し、観測面積を増やす必要がある。対して低領域側の宇宙線はフラックスも高い、しかし信号そのものは高エネルギー比較して弱くなる
ため感度のよい観測装置が必要となる。すなわち望遠鏡の配置候補としては・B は大口径望遠鏡の回りの狭い領域に望遠鏡を密集させた配置となっている。
この配置では低エネルギー帯の領域に感度が高くなっている。
・C は広い領域に望遠鏡を分散配置し、高エネルギー側に感度を持たせたものとなる。
・E は B,C 両方の配置をとり全体として感度の高い配置を目指している。
の以上の候補が挙げられる。
CTA では E の配置が採用されている。E 案では配置中央に４台の大口径望遠鏡を配置、その周に中口径望遠鏡を２３台、さらに外側を３２台の小口径望遠鏡が覆う配置になっている。

図 2.15

第３章

CTA 想像図

LST 焦点面検出器の構造設計

3.1 LST の性能
大口径望遠鏡(Large Size Telescope, 以下 LST)は北、南半球にそれぞれ４台建設される。
LST 中、小口径の望遠鏡と比較し低エネルギー側の観測を行う。これは低エネルギー領域側
は高エネルギー領域に比べて、到達頻度が多いが信号が弱いため検出するためには大規模で高感度の観測機が必要なためである。
チェレンコフ光の信号幅を短く保ち夜光の影響を小さくするために反射面は放物線が使用されている。突発的な天体現象を観測するために２０秒で全天全ての場所に向けられる高速旋回性が必要であり、その為に望遠鏡構造の主要部分にはカーボンファイバー強化チ
ューブ(CFRP)を使用している。これにより全体の重量を１００ｔ程度に抑える事に成功している。カメラの重さはは 900kg であり、カメラの幅は 2.894ｍ、カメラの高さは 2.894ｍ、カメラの奥行きは 1.400ｍとなっている。

性能項目

性能

旋回速度

全天を２０秒

口径

23ｍ

焦点距離

28ｍ

口径比(f/d)

1.2

観測エネルギー領域

20GeV～１TeV

全体の重量

100ｔ

稼動可能気温

0～70℃
図3.2 CTA

3.1

LST の性能

LST 焦点面検出器の構造

大口径望遠鏡焦点面検出器は以下のような構造になっている。

図

3.2

LST の階層構造

焦点面にはカメラボックスが設置されており、その中に冷却プレートと１855 画素のカメラ(図 3.2 で光センサー・光電子増倍管と呼ばれる装置)が設置されている。
3.3 LST 焦点面検出器の部位
3.3.1 カメラ box
焦点面検出器＋カメラ構造体はカメラ BOX に装着される。この時、焦点面検出器の位置が前後に調節できる設計になっている。カメラ BOX は望遠鏡の土台に固定されているマストに固定されている。またカメラ BOX の前には窓がある。このカメラ BOX により密閉構造になっており、カメラ内は外気から遮断されている。窓の外には可動式スクリーンとシャッターが取り付けられ、リモートから制御できるようになっている。この構造により、装置の故障を減らしメンテナンスの必要が無いようにしている。
窓には紫外透過アクリルである水微視レイヨン社製の Acrylite#000 を採用する。窓は 2.2m
口径と通常の規格より大きくなっている。厚さは 6mm で、風や加速によるたわみで焦点面検出器を壊さないように、鏡の方向に曲率をつけている。中心付近では 20cm 程度のたわみを持たせている。１G+20m/s の風に耐える強度になっている。また観測サイトでの暴露試
験や熱、紫外線による耐久加速試験も行っている。写真は直径 1.3m のアクリルを試験加工したものである。現在直径 2.2m のアクリルを加工する方法を開発している

図 3.4

窓の紫外線通過アクリル

図

3.5 カメラ box の構造

3.3.2 冷却システム
焦点面検出器の周りには cooling plate と呼ばれる冷却システムが装着される。この装置により焦点面検出器の内部を空気が循環し回路から発生する熱を吸収する。空気に吸収された熱は水冷式の熱交換機により吸い上げられ冷却水によりカメラ外部に運ばれる。
また読み出し回路を cooling plate から取り出す際、正面には LG や PMT が取り付けられており、精度を維持するため直接触ったり、これらをもって取り出す事もボックスにはめる事も出来ない。
この為 PMT モジュールをボックスから取り出す際は BP 側からネジで取り付ける構造になっている。
3.3.3 ＰＭＴmodule
インストールとメンテナンスを用意にするために７本のＰＭＴユニットを束にしてひとつの読み出し回路につないだものをひとつのＰＭＴモジュールとしている。
図 3.2 で「光センサー・回路」と紹介した部分に当たる。
PMT モジュールには高圧ブリーダー、高速プリアンプ、読み出し回路および制御・モニターエレクトロニクスなどが取り付けられている。

図

3.6 PMTmodule

ＰＭＴmodule は Light Guide(ＬＧ)、光電子増倍管(photomultiplier tube、PMT)やなどの各部品が設置されており、読み出し回路(Ｄｒａｇｏｎ

Ｖ５)との接続の仲立ちの形でSlow Control Board(ＳＣＢ)がなどが設置されている。そして最後尾に電源供給装置である Back Plane(ＢＰ)が用意されているといった構造になっている。
3.3.４

光電子増倍管(photomultiplier tube、PMT)

光電子増倍管(photomultiplier tube、PMT 以下 PMT と表記)とは光電効果を利用した光増幅装置である。宇宙線観測では非常に小さな光を検出するために使用されている。PMT の光電面に光が入射すると光電効果を起こし光エネルギーは電気エネルギーに変換される。
この際変換前の光エネルギーと変換後の電気エネルギーの変換効率は量子効率と呼ばれている。このように PMT は光電効果を利用しているので、各 PMT によって感度のよい光の波長は異なる。

図 3.7

光電子増倍管(PMT)の内部構造

PMT が光を増倍するメカニズムは以下のようになる(図 3.7 参照)
・入射光によって光電面から電子が励起する。この際光エネルギーと電気エネルギーの変換効率を量子効率と呼ぶ。

これは PMT の感度を決める重要なファクターである。

・励起した電子は電子増幅部(ダイノード)に掛かっている引掛電圧により信号が増倍される。
・増倍された光電子がさらに別のダイノードで増幅される
これらの一連の工程を経て光信号が増幅されている。
CTA 大口径望遠鏡には浜松フォトニクスが開発した PMT(R11920-100-20)を採用している。
これは CTA 用に開発された PMT で、光電面はスリガラスで４０Φの球状になっている。
この構造では光電面で拡散した光が再び光電面を通過しやすいようになっており、光電効
果をより発生しやすくしている。この PMT に分圧回路、上昇回路、増幅回路を取り付けた物をひとつの Pixel ユニットとしている。このユニット七台に Slow Control Board と読み出し回路をつなげた物をひとつの PMT Module としている。LST の焦点面検出器には 265 個の PMT Module が設置されており、合計で１８５５個の PMT が設置されている。

3.3.4.1

量子効率

PMT は上記の通り光電効果を利用して光信号を増幅させている。これは確率過程であり、
光や PMT の性質に依存する。量子効率とは励起した電子エネルギー/入射する光エネルギ
ーの値である。CTA 大口径望遠鏡で使用されているこの PMT は波長 400nm の紫外線に対する量子効率は平均 40.8％という高い値を実現している。

図 3.8 夜光(backgraund)とチェレンコフ光の波長

図 3.9

量子効率の要求値と実数値

3.3.4.2 F/ファクター
noise excess factor とも言う。
ある個数の光電子に対しての PMT の応答は一定ではない。F ファクターは光源の揺らぎ幅を
出力電荷の揺らぎ幅で割った値である。F ファクターは第一段ダイノードで放出される電子の数が重要になってくる。その理由は一段目のダイノードと比べると他の段では電子数が多くなっているので統計的な揺らぎは小さくなっていく。よって統計的に一段目の寄与が最も大きくなる。
F ファクターを測定する目的は、観測時にカメラの矯正に使うためである。F ファクターが分かっているのならば、電荷分布の幅から光電子数を求めることができ、電荷量から光量への変換係数を導くことが可能になる。
なお、このＦファクターはＰＭＴのみならずマイクとスピーカーの入出力比である雑音指数を計る測定方法などにも使われている。
3.3.4.3

アフターパルス

信号パルスが入射された際、信号パルスとは別に少し送れて擬似パルスが検出される事がある。ＰＭＴほぼ真空であるが、内部には残留ガスが存在している。光電面から電子が飛び出し、ダイノード部分へと照射される過程で PMT 内の残留ガスと衝突し、陽イオンが形成される。陽イオンは電場により光電面に向かって移動するイオンフォード現象と呼ばれる現象がおこる。イオンフォード現象により光電面に達した陽イオンが発生させる光電効
果により、光電子由来の信号とは別に少し送れた(約数百ｎｓ～数μs)信号(アフターパルス)が発生する。このアフターパルスはノイズであるために PMT の閾値の劣化を生じる。
アフターパルスが主信号から遅れてくる時間は

𝐋𝟎 𝟏

t=∫𝐬𝟎 𝐯(ｓ) ｄｓ
Ｌ0：光電面の位置
ｓ０：イオンが電離した位置
ｖ(ｓ)：イオンが光電面に向かう速度
で決まってくる。

またこの式をエネルギー保存則の方面から考えてみよう。

ｍion：イオンの質量ｑ：イオンの電荷と定義し、エネルギー保存の式に代入すると
𝟏

𝟏ｍion v(L0)２=𝟐ｍionｖ(ｓ)２+ｑV(ｓ)𝟐

ｖ(ｓ)2=𝟐𝐪ｍ𝐢𝐨𝐧(V(so)-V(s))

が導き出される。
この式を上記の積分式に代入すると
𝐦𝐢𝐨𝐧

𝐋𝟎

−

𝟏

t=√ 𝟐𝐪 ∫𝐒𝐨 (𝐕(𝐬𝟎 ) − 𝐕(𝐬)) 𝟐 ds
これがアフターパルスが本信号より遅れてくる時間である。
3.3.5 プリアンプ(ＰＡＣＴＡ)
ＰＭＴの下部には Cockroft Walton 型の高電圧回路と前置増幅器 (プリアンプ)が設置れている。このプリアンプはＣＴＡのためのプリアンプなのでＰＡＣＴＡ(パクタ)と呼ばれている。
ＰＭＴは 1０年稼動でゲインの劣化率 20％以下にする事を実現するため４×10４という極めて低ゲインを基本動作に要求されている。その為信号を強化するためにＰＭＴの増強率とは別に信号を増強するプリアンプが必要となってくるのである。現在ＣＴＡ、ＬＳ
Ｔで持ちいれられているプリアンプボードは Mini-Circuits 社 LEE-39+ という市販品の ICを用いたものである。

図 3.10 プリアンプが満たすべき要求仕様
さらに PACAT には PMT と回路を４本のばねで Light Guide に押し付ける構造になっていて、望遠鏡が旋回したときでも常に光学系の精度が保たれるようになっている。

図

3.11 PACTA

3.3.5 ＰＭＴユニット
ＰＭＴに高圧・ブリーダー、ＰＡＣＴＡを設置し７本束にしたものをＰＭＴユニットと呼んでいる。

図 3.12

PMT ユニット

PMT ユニットは PMT、高圧電源・前置増幅器 がひとまとめにした装置の事である。
3.3.6 Light Guide(LG)PMT 光電面に取り付けられるライトガイド(Light Guide 以下 LG)の設置目的は主に焦点面検出器の集光効率を向上させるために設置される

図

3.13 LG の役割 Dead Space を埋める役割を果たす

各 PMT は円柱状のためそのまま配置すると光電面がない空所が出来てしまい集光効率が非常に悪くってしまう。この際 LG を PMT に設置すると効率よく PMT に光を集める事ができる。
PMT モジュールには PMT が７本設置され、その上に LG が設置されるのは先に述べたとおりであるが、効率のよい集光システムを構築するには各 LG が動かないように固定する必要が出てくる。隙間なく空所を埋めるため LG の構造は六角形の形をしており、その形状は Winston Cone が一般的である。

図3.14 Winston Cone の形状の代表例

Winston Cone はあるθ(これは Winston Cone の焦点距離に依存する)以内で入射した光は LG を通過するように設計されており、またθ以上の角度で入射してきた光は反射を繰り返しＬＧ外にだされ集光しないという特性を持っている。この LG は 45°の視野を持っている。

図

3.15 LG3.3.7 Slow Control Board
Slow Control Board(以下 SCB)は光電子増倍管で構成された光検出器部分とデジタル回路を接続する。１つの SCB に光電子増倍管７本を束にしてカメラモジュールを形成する。
SCB の主な役割は

① PMT からのチェレンコフ光の高速信号をデジタル回路に伝達する② PMT にかかる高電圧の制御③ PMT や電流、電圧、温度のモニター④ カメラモジュールの固定などが上げられる。これらの機能は読み出しボード内にインターフェイスを持てばいいのだが、開発段階の当時、高速回路の候補は複数あり、インターフェイスの規格が統一されていなかった。読み出し回路と PMT を個別に開発する中で規格に合った中間のボードが必要とされた。これが Slow Control Board が必要となった最大の理由である。
3.3.8 Back Plane
主に PMT モジュールの電源供給を担当している。
Back Plane (以下 BP)には１２V が入力され、BP に設置された DC/DC コンバータによって、読み出し回路および回路周辺に使用される電圧値に調節される。(±3.3 V と+5 V )BP にはネットケーブルとトリガ回路が接続されている。モジュール間での通信信号やイーサネットによる PC(もしくはハブ)との接続が行われている。

図

3.16

Back Plane

第4章

LST 焦点面検出器の構造設

4.1 大口径望遠鏡焦点面検出装置の要求精度
大口径望遠鏡焦点面検出装置を設計する上で、以下のスペックが要求されている。

望遠鏡設計の要求要求値

光軸に対し直角方向での焦点面の精度

0.06°以上

カメラ全体の視野直径

4.4°以下一画素の視野角直径0.11 以下

カメラの大きさ2.894×2.894×1.400ｍ

焦点面検出器の重さ

2.5ｔ

カメラの重さ500ｋｇ(クーリングプレート５００kg)

画素数

１855

カメラ全体に対する１画素あたりの値段

800€以下(2016 年２月現在約 10 万円)

焦点面での集光効率

96％

各検出器の軸方向の歪み

0.3°未満光検出器の量子効率

要求 17％(実際は平均４１％を達成)

PMT の位置ずれ

0.5ｍｍ以下
図 4.1 望遠鏡の設計に要求される精度

光軸に対しての角度が非常に厳しい要求となっており、精密な設計が必要とされている。
4.2

SCB 側 AL プレートの設計

図 4.2

SCB と SCB 側 AL プレート

SCB アルミプレート、右側の白い板が AL プレートであり、緑の板が SCB となっている。

図 4.3 SCB 側 AL プレートと LG の固定の相関関係。SCB 側 AL プレートは LG を固定する役割もある。
SCB は PMT と読み出し回路をつなぐ役割を果たしており、それに応じて柔軟に設計を変更する必要がある。その為 SCB に隣接する SCB 側 AL プレートも柔軟に設計を変更しなければならない。

図 4.5

最終的な SCB の設計図

またカメラボックスに PMT モジュールをはめ込む際、位置を決めるための位置決めピンの穴が設置されているのもこの SCB 側 AL プレートである。

図 4.6

固定される cooling plate[一部分]

唯一 SCB 側 AL プレートとのみ直接接続されている。
設計の上で重要な役割を果たしており、LG~読み出し回路までの部品が直接カメラボック
スと繋がっているのは SCB 側 AL プレートのみとなっているため、PMT のずれ 0.5ｍｍ未満、PMT の軸のずれ 0.3°未満をこのプレートで調整せねばならず、位置決めは大変に厳しい精度が要求されている。
なお BP だけは直接 cooling plate に固定されている。
4.3 PMT module の位置決め

図 4.7

位置決めを行うピンSCB 側 AL プレートは図の二点のピンを使い、cooling plate と PMT Module 固定する役割も担っている。なお、このピンは LST のために専用に作った特注品となっている。

図

4.8

cooling plate 側の位置決めピン用の穴

Cooling plate の位置決め穴は円と楕円の二個の穴が存在しており、(図 4.8 参照)それぞれピンの直径に対して 0.01ｍｍの余裕を持たせて設計している。
この cooling plate にピンをはめる順序は① 円の穴でピンを止め、上下左右の PMTModule の自由度を打ち消す、② 楕円の穴にピンを止め回転方向の自由度を打ち消すといったコンセプトで設計を行った。
①で位置止めピンを入れた事により、上下左右の直線方向の自由度がなくなり、PMTModule
は cooking plate に対して回転方向の自由度しか持たなくなる。
②のピンを入れれた事により回転方向の自由度を打ち消す事ができる。
この際、②の穴が楕円になっているのは、楕円の長軸方向への自由度は①の穴が打ち消しているので、上下方向での製作誤差に対応するためである。
これにより、ネジの製作誤差である 0.01ｍｍ単位での位置決めが可能となった。
位置決めピンの位置から PMT の先端までの距離は 146.579mm であるので 0.01ｍｍの精度で位置決めを達成できれば PMT の角度の歪みを 0.0039°以下に抑える事が可能になった。
歪みの許容範囲は 0.3°未満が要求値なので、この設計だとかなりの精密さで PMT を固定できる。
4.4 Light Guide Plate(LGP)
Light Guide Plate(以下 LGP)とは LG を支えるプラスチック上のプレートの事である。
LG は設計上この板に固定されている。強力な力が LG に掛かり変形してしまうと望遠鏡の感度や精度に深刻な問題が出る。このプレートの役割は LG や PMT を固定し、曲がらないようにするという補強具の役割を持っている
LGP を作成するにあたり、我々はプラスチックで作成する事を考えた。
金属を使用した場合、製作コストが多くかかってしまう事と、PMT とスパークを起こさな
いか懸念されたためである。
プラスチックでどのような構造にすれば変形を最小限に抑えられるかをシュミレーションする。

図 4.9 PMT と LG、中央のプレートが LG を固定する LGP
この LGP はシミュレーション前のもの

4.4.1 射出成形
プラスチックの部品を加工する際には射出成型と呼ばれる方法を用いる。加熱し軟化したプラスチックを金型に流し込み形を形成する方法である。この方法は金属の鋳造法とよく似ているが、この方法の大きな違いは、成型圧と温度の違いにある。鋳造は金属を対象としているため、融点の低いアルミニウムでも約７００℃の温度に達してしまう。これと比較して射出形成は低温(180 - 450℃)で行われる。また射出圧 (10 - 3000kgf/c) をという高圧を加えて形を作る。この製法では素材の厚みが 3ｍｍ以上のものは出来ないという制限が掛かってしまっている。
4.4.2

LGP 初期案

甲南大学で LGP の作成される前は茨城大で作成とシミュレーションが行われていた。
その際、PMT に LGP を取り付けると曲がってしまうというシミュレーション結果が出ていたので、どのような構造にすれば LGP の変位が少なくなるかを甲南大学で模索した。
LGP の作成はプラスチックで行われ、制作方法は射出形成を用いられる。この際に射出形
成では厚さ 3ｍｍまでの物しか作成出来ないという弱点がある。よって作成する際は(ここで図 4.10)のように厚い部分を肉抜きし、厚さが 3ｍｍを越えないようにしなけれ
ばならない

図

4.10 茨城大から送られてきた初期案の LGP

図4.11 茨城大から送られてきた LGP の寸法

茨城大の初期案では LGP の内部が肉抜きされており、これによって厚さを調節していた。
しかし満足のいく強度を保つ事が出来なかった。
そこで我々は圧力がかかった時も出来る限り変位をしない構造を模索したシミュレーショ
ンを行った。

4.4.3 LGP 強化案
甲南大学の LGP の初期強化案は以下のものとなっている。

図

4.12 PMT 側、LGP の外周を囲むように梁を形成している。厚さは 2.025ｍｍ

図 4.13 LG 側、LGP の内部、肉抜きをした裏側に、LGP の厚さが３ｍｍを超えないよ
うに雪の結晶のような形で内側に梁をつける。梁の厚さは 3ｍｍ

この様(図 4.12 図 4.13)に表側、裏側にそれぞれ PMT、LG にそれぞれ干渉しないように梁を設置し強度を上げる計画を立てた。(図の番号)の外側の梁が取り付けられている部分
は PMT 側であり、内側の梁が取り付けられている(図の番号)側が LG 側である。
梁の詳しい条件は・外側(PMT 側)の梁の厚さは 2.025ｍｍ
・内側(LG 側)の梁の厚さは 3.0ｍｍと設定している。
4.4.４

シミュレーション条件

シミューションには Auto Simulation Multiphysics 2013 を使用した。
使用方法については別途記載している。このシミュレーションソフトを使用し、どの構造の LGP がもっとも変形しないのかを調べた。
今回のシミュレーション条件は以下の通り
・PMT の穴全体に７００N の力をかける(ひとつの穴にかかる力は１００N)
・メッシュサイズは 50％・指定した LGP の素材は Plastic- ABS
・LGP と SCB をつなぐ三点のポールの位置を固定という条件を課した。
７００N という圧力をかけた理由だが、PACTA の項目で述べたが、PACTA には PMT を
LGP に押し付けるバネが４本ついている。バネ定数 1.1471[N/mm]の長さ 5ｍｍのバネでこのバネ４本から掛かる圧力は1.1471[N/mm]×5[mm]×4＝22.942[N]である
少なくとも約 20N の力が掛かっているので、不測の事態を考え、シミュレーションは約５倍の１００N の力で行った。
4.4.5 目標とされる変位
LGP の変形をどの程度まで抑えるかの目安だが、試しにシミュレーションを行った結果、ポールを固定した部分が変位が抑えられ、その地点から離れるほど変位が高くなる傾向があるのがわかった。

図 4.14 テストシミュレーション結果の例 茨城大の原案そのままのモデル。
固定点の変位が抑えられており、その地点から離れるほど変位が大きくなるなっているのがわかる
特に変位が大きいのは LGP の端の部分である。
LGP 中心から歪みがもっとも大きい部分までの距離は 73.07ｍｍとなっている。(図 4.11 参照)PMT の軸方法に対する歪みは 0.3°未満に抑えなければならないので、ここでは最大変位の歪みが 0.3°未満になる構造を模索する。

図4.15 角度のずれを 0.3°に抑えるための変位 B の許容範囲

許される角度のずれは 0.3°未満

tan(0.3°)≒0.005236
すなわち
B
73.03

< 0.005236

B＜0.382385[mm]最大変位(B)が 0.38ｍｍまで許される。
なお、SCB 側の位置決めピンによる誤差は設計上約 0.004°と非常に小さいためこのシミュレーションでは無視している。
シミュレーションの内容は外側、内側のみ梁をつけた時、また梁を両方つけた時梁の高さを１～6ｍｍまで伸ばした場合どのように変形に影響がでるかの比較検証を行う。
なお、当シミュレーションでは重力や望遠鏡の旋回についてのパラメータは考慮に入れていない。
4.4.6 シミュレーション結果

12

10

8
両側

6

外側
内側

4

2

0
0

1

2

3

4

5

6

7

内側にのみ(梁の長さ[ｍｍ])(変位[ｍｍ])

外側にのみ(梁の長さ[ｍｍ])(変位[ｍｍ])010.17178010.17178

19.806093

1

7.119764

2

9.479202

2

6.947824

39.233179

3

6.070896

48.977539

44.8239758.662229

55.675908

68.405505

65.327576

内、外両側(梁の長さ[ｍｍ])(変位[ｍｍ])010.17178

1

9.944238

2

6.918412

3

6.320434

44.899029

54.890663

64.552823
図4.16 シミュレーション結果

最も変位が少なかったものは内、外両側に 6ｍｍの梁をつけたものだったが、許容変位の0.38[mm]よりはるかに大きい結果となってしまった。
4.4.7 強化案その２圧力がかかった際の変位を梁の長さ５ｍｍ以上にする事で、梁の無い状態での変位を約５０％に抑える事に成功したが、目標の数値まで遠く及ばなかった。さらに修正案として各 PMT をつなぐ梁を設置する事を甲南大学では提案した。

図 4.17 各 PMT の穴をつなぐ梁、初期案と比較、高低差によって色分けしている。

初期案と比較して肉抜きの部分を大幅に増やす(図 4.17 の緑色の部分)かわりに各 PMT の穴をつなぐ梁を設置、この設計での変位状況のシミュレートを行う
さらに上で記した各 PMT の穴をつなぐ梁は PMT 同士の一番大きなデットスペースをカ
バーしきれていない。この案と同時にデットスペースにさらに梁を加えるアイデアとして
LGP のデザインをもう一式提案した。

図 4.18 各パーツを高低差にあわせて色付けしたもの。
先ほどの梁に加え、大きなデットスペースに三角形状の梁を組み込んだ。

これら案では大きな変化は RMT 側のみであり、LG 側には図 4.13 の梁を取り付けている事
以外は大きな変更を施していない。
4.4.8 シミュレーション結果２
今回のシミュレーションは先ほどのシミュレーションで期待される数値に到達しなかったので、外側(図 4.17 と図 4.18 での赤色の梁)と内側の梁(図 4.13)を初めから 5ｍｍの高さに設定しシュミレーションを行った。

図

4.19 シミュレーション(図 4.17 モデル)の結果

図4.19 シミュレーション(図 4.18 モデル)の結果

4.4.9 LGP シミュレーションの成果
シミュレーションを重ねた結果、プラスチック製の LGP では必要精度を満たせないことがわかった。
同じシミュレーションをアルミニウムを使い図 4.11 の型(アルミニウムは射出形成で作成しないので肉抜きはしない)で行った所。図 4.20 の結果が得られた

図4.20 アルミニウム製 LGP の変形

最大許容変位 0.38(ｍｍ)の中に十分納まっており(最大変形、約 0.13ｍｍ)LGP はプラスチ
ックではなく、アルミニウムで作成される事が決定した。

4.5 PMT Module の長さの設計
焦点面検出器を製作するためには PMT Module を作る事が不可欠である。

図 4.21 PMT Module の設計、 これらを組み立てるための固定具の設計を行う。
PMT Module のインターフェイスの長さと各部品の制作誤差をうまく吸収できるように
PMT Module の全体設計を行う
4.5.1 PMT Module の各部位の誤差許容値
実際に部品を作る場合、どのように作っても設計図どおりの長さに作ることは不可能である。よって規格の長さぴったりに設計してしまうと、実際に実物を作成した時に引っかかったり、長さが少し足りなくなることがある。この様な失敗をしないためにも

tolerance(許容誤差)を把握し、設計に取り入れる事が非常に重要である。
例を挙げると.太さ３ｍｍのポールがある場合、ポールをはめる穴太さも３ｍｍにしてしまうと、制作誤差の影響でポールが穴に入らない可能性も出てくる。その場合ポールに対して 3.2ｍｍの穴を設計するように位少し大きめに作り作成誤差を吸収する必要がある。
同じように PMT Module の設計を行う際も各パーツの許容誤差を把握し、どこかでその誤差を吸収しなければならない。

図4.22 各部位の長さと材質指定、そして tolerance(単位は mm)

全体の長さは Dim ID①～⑥＋⑩もしくは⑦～⑩の合計値 375.75ｍｍ
各 tolerance の最高値の合計は±0.86ｍｍ

図4.23 各 Dim ID 部分と PMT Module の比較

SCB 側

BP 側

⑥+⑤
④

③

③

②
①+⑩

図 4.24 ３D モデルによる ID の部位との比較
この寸法を基に私達は PMT Module も全体の設計を行った
4.5.2 コネクタ
SCB から読み出し回路、読み出し回路から DP にはコネクタが接続されている。
このコネクタがかみ合った時の長さを考慮に入れて設計を行う必要がある。
各コネクタの部位は図 4.23 と図 4.25 の赤の四角い点線の部分になっている。
コネクタ自体にも長さがあり、ＤＲＳ４とＳＣＢもしくはＢＰの長さを０ｍｍ、つまり密接させてしまうと、コネクタがかみ合わない。よって適切な長さを設定する必要がでてくる。

図4.25 コネクタの寸法

コネクタを接続するとブラシがしっかりとピンと噛んだ場合の長さは 14.00mm～
15.41mm の長さとなる。しかし、このコネクタは部品内部の 1.5 ｍｍ食い込んでいるのでのその差分を引いた。12.50mm～13.91mm(その差 1.41ｍｍの猶予)の長さになっている時、安定した通信が出来る。
図 4.22 では制作誤差をこのコネクタの 1.41 の猶予で吸収することを考えた。

図4.27 Tolerance 吸収

AL Back Plate と Cluster Holder Back Plate の間は他のパーツと違い、パーツでつながっておらず、接続器具も存在していない。よってこの間は 1.75mm の隙間が空いているので、＋0.66mm －0.75ｍｍの変化にも適応できるように設計を行った。(合計±1.41mm)

4.6 試作と完成品
設計が一通り終了した後、甲南大学では試作品の制作を行った。

図 4.28 甲南大学で作成した PMT Module の試作品

最初期の試作品なので読み出し回路と SCB はアクリル板で代用している。
３D モデルだけでなくアクリル板を使い試作品を作り、問題が無かったので量産体勢に移行した

図 4.29 完成した PMT Module(PMT つき)

図4.30 設計を基に作成した PMT Module(PMT、BP なし)

4.7 接続試験
各インターフェイスが正しく接続されているかを確認する目的で接続テストを行った。
実験の方法はの試作品 cooling plate に作成した PMT Module をセットし、SCB に信号をい
れ読み取り回路に応答が入るか見るというものである。

図 4.31 制作した PMT Module のインターフェイスの様子。
問題なく接続している。
各種数値を取るものではなく、入力があるかないかを調べるだけの簡単なテストであったが、インターフェイスは問題なく接続されている事が確認された。
4.8 振動試験

図4.32 日立物流の施設で行った振動試験

作成した PMT モジュールは振動試験を日達物流テクニカルセンタで行い、実験では砂利道を
2000ｋｍトラックで走行したと想定した実験を行った。
結果、十分な強度のある設計になっていることを確認している。

4.9 ミニカメラの製作
現在 PMT Module 単体の信号テストは終了しており
PMT モジュールを 19 本束ねたミニカメラで PMT のキャリブレーションテストを行っている。

図 4.33
4.10

１９Module のミニカメラ

今後の展望

振動試験と入力テストが終了し、カメラの生産に移行している。
2015 年 10 月 9 日、LST 第一号望遠鏡の着工記念式典が行われスペインのラパルマ島で LST 第一号機の建造が始まっている。

図 4.34

スペイン、ラパルマでの建設予定地

2017 年から更なる望遠鏡の建設にかかる予定になっている。

謝辞
たくさんの人たちに支えていただいてこうして修士論文が完成いたしました。この様な国
際共同研究に参加し研究を行う場を与えていただいて感謝の気持ちでいっぱいです。
特に学部生の時代から面倒を見ていただいた山本常夏教授はご迷惑をかけて申し訳なく思っています。学部生の頃から学習など多方向に渡り大変お世話になりました。研究でも至らない点が多々ありそのたびに熱心にご指導いただいたことは忘れません。また研究室では普段出来ないような経験、体験をさせていただき感謝しております。またした。梶野文
義教授は研究でのアドバイスはもちろんの事、学習面でも面倒を見ていただき、宇宙線研
究のアドバイスを丁寧にしていただきとてもお世話になりました。CTA メンバーの皆様、東京大学の宇宙線研究室で Calibration に参加させていただきましてありがとうございました。至らない所ばかりでしたが、またとない経験をさせていただきとても感謝しております。

大谷 林田 中島 京都大学(斉藤)
参考文献、引用画像[1] CTA パンフレット[CTAJAPAN 編 日本語 第 2 版 2015 年 5 月]

[2] http://www.rist.or.jp/atomica/data/dat_detail.php?Title_No=16-02-01-02[3] http://www.jps.or.jp/books/50thkinen/50th_07/001.html[4] http://www.stelab.nagoya-u.ac.jp/CR/research/gamma/[5]https://www.google.co.jp/url?sa=t&rct=j&q=&esrc=s&source=web&cd=1&sqi=2&ved=0ahUKEwiqzuvtts7JAhXDupQKHa55CiQQFggbMAA&url=https%3A%2F%2Fwww.hamamatsu.com%2Fresources%2Fpdf%2Fetd%2FPMT_handbook_v3aJ.pdf&usg=AFQj
CNHlClez14755eQSRSXjLUADkyWr-Q&bvm=bv.109332125,d.dGo&cad=rja[6] http://www.isas.ac.jp/ISASnews/No.201/micro.html[7] 修

士 学 位 論 文次世代超高エネルギーガンマ線天文台 CTA のための分割鏡動的制御システムの開発\Development of the Active Mirror Control System for the
Next Generation Very High日東京大学大学院

Energy Gamma-Ray Observatory CTA" 平成 27 年 2 月 4

理学系研究科

物理学専攻

吉越研究室

小島 拓実
[8] http://www.isas.jaxa.jp/j/forefront/2013/uchiyama/

学籍番号35136040

[9] 2013 年度第 43 回天文・天体物理若手夏の学校 CTA 計画に向けた大口径望遠鏡のトリガー開発・試験および望遠鏡シミュレーション
増田周(京都大学大学院理学研究科)、他 CTA-Japan Consortium[10] 次世代大気チェレンコフ望遠鏡のための高感度光検出器 PPD の基礎特性評価東海大学
大学院理学研究科物理学専攻西嶋研究室修士２年 7ASNM025 水村好貴
[11] 東海大学大学院理学研究科物理学専攻西嶋研究室修士２年 7ASNM025 水村好貴
[12]http://scienceportal.jst.go.jp/news/newsflash_review/newsflash/2014/07/20140
710_03.html[13]https://ja.wikipedia.org/wiki/%E3%83%81%E3%82%A7%E3%83%AC%E3%83%B3%E3%82%B3%
E3%83%95%E6%94%BE%E5%B0%84[14] http://www.icrr.u-tokyo.ac.jp/about/cosmicray.html[15]http://www.google.co.jp/url?sa=t&rct=j&q=&esrc=s&source=web&cd=4&ved=0ahUKEw
j_zbzb_c3JAhWIipQKHYg-AxYQFggzMAM&url=http%3A%2F%2Fwww.ritsumei.ac.jp%2F~mor
im%2FProc%2Fheapa2000.pdf&usg=AFQjCNEietmcthUAyWfuQM_Gg04leGAscA&bvm=bv.1093
32125,d.dGo[16] CTA 報告 96: 全体報告[17]https://www.google.co.jp/url?sa=t&rct=j&q=&esrc=s&source=web&cd=1&sqi=2&ved=
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宇宙線研究所チェレンコフ宇宙ガンマ線グループ
高橋光成 修士論文[19] 次世代ガンマ線天文台 Cherenkov Telescope Array
大口径望遠鏡初号機の光電子増倍管の較正試験永吉勤[20] 修士学位論文次世代 TeV ガンマ線天文台 CTA 用プリアンプの性能評価及びSiTCP を用いたガンマ線カメラγ I(ガンマアイ) 用読み出しシステムの開発
2012 年度(平成 24 年度)茨城大学大学院理工学研究科 理学専攻 梅原克典
[21] 修士論文 次世代ガンマ線天文台 CTA のためのアナログメモリ
DRS4 を用いた高速波形サンプリング回路の改良 今野裕介 2013 年 1 月 28 日